Сверхновая звезда

Сверхновая звезда — взрыв, который происходит в момент смерти звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.

Классификация сверхновых

Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика — звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С. Чандрасекар доказал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то её вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается.

В спектрах сверхновых II типа наблюдаются линии водорода. Поэтому считают, что это результат взрыва нормальных звезд с внешними слоями, богатыми водородом. Излучение звезд обусловлено термоядерными реакциями, происходящими в их центральной части. Эти реакции разогревают звёздное вещество, увеличивая давление на внешние слои и удерживая звезду от коллапса под действием собственной гравитации. Постепенно топливо в центре звезды истощается, и у неё образуется ядро, лишенное источника тепла. Если исходная масса звезды превышает массу Солнца более чем в 10 раз, то масса её ядра может превысить предел Чандрасекара и ядро стремительно коллапсирует, сбрасывая при этом внешние слои звезды в виде взрыва сверхновой. Само ядро может после этого стать нейтронной звездой — маленьким сверхплотным объектом, состоящим в основном из нейтронов.

Обнаружение сверхновых

Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 года в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604 года, незадолго до изобретения телескопа. Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 года, специальные детекторы в Японии и в штате Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино — элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь её оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тысяч лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10 % массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит.

В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054 году. Известный астроном Тихо Браге также наблюдал в 1572 г. сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.

В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе — процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет нашей Солнечной системы.